* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки

84' НЕБЕСНАЯ МЕХАНИКА. НЕБЕСНАЯ СФЕРА. ОРБИТА. 85' o n эхллтвтнкв (т. я, к* с о н . Дракона ж o n иего)—с4верхая х ю ж н а я ойроте, аналогично с* о*в. в южн. силоиавземъ,—в выражается въ градусах* o n 0° до 90* дут» еклиптики |Рл' ввд. Золотою I о г а т я J я *, считается от* точки весе вн. равяод. въ ту ж« еторову, какъ пря­ мо* аосхождеяДе, х выражается въ градусах* отъ 0* до 860*; нетрудно вядять, кто осдв даны шврота Ь ж дол­ ; г геоцентрическ!я координаты светила на Н, е., напр., я в В, отнесенный къ тому подозин!ю экватора н точим аесевииго равподевств!я на немъ, которое было яъ номепп наблюден 1л. Не место полюса Р ия Н. о., а след., в положеп1а акватора па Н. с. в точка весонн. равноденста1я на вкваторе меняются съ те чешем* нрамепн (т. пая. пргцгсЫл в нутац1я; см.), меняется, следовательно, нохожеп1е самой с п стены сферичеенвхъ коорл и п а п , а o n втого, нааеисимб ems еамостоят*л*наы иэмевен1я ваправлев1я прямой o n ноатра Земли аъ снегнлу, ме­ няются координаты втого светила на Н. с ; например*, скломлнГе Арктура, главной заезды яъ соза. Пастуха, уменьшается ежегодно, около 191Б г.—на 18",8Э, не ето вой се не авачиг*. что направлев!е o n Земли к * Арктуру меняется ежегодно на в тот* угол*; главным* обра­ зомъ ато вэменев 1е с вдове н! л происходят» « п того, что полюсь Р удаляется o n Арктура, в нмепно па 10", 83 въ год*, так» что сойстиихо* дввжев!е Арктура по склопеп!ю составляеп лишь—2",00 аъ годъ. Ясно, след., что для наследован!я двпяен1я небесных* светил* но о б холим о, кроме всехъ упомянутых* поправок*, учи­ тывать ещвал1ян1вна их* координаты того обстоятельства, что вкватор* в эклвптика иёплюп своп расположеп!я яа Н. с. Все « н 3 хакого-лхбк! еветвла, вайденлыя нэ* г яабдюдевДВ въ развив кип я годы н относящ!лся ка­ ждый раз* к* экватору я аклиптик* (обыкновенно гово­ рят* проще: к* равнодепстя1ю) момента паблюдсп1я, вужпо свести хъ какому-нибудь одному • тому же положев!ю вхъ, къ одному раааодеяствДю. Это приведете делается в» два ир!ема; 1} освобождают* я я 8, отниеоввыв к* пствлвону р а в п о д е и с т в 1 ю (ист. похож, экват. м вклипт.) момента наблюдение, от* вл!лп!я только яутапДв н получают* мяв, отиесенныя к* т. паз. cptdittmy равнодаиста!ю, т. в. к* такому положен!ю акватора н аклиптаки в* момент* пи блюде п!я, какое было бы, еслв бы существовала процссс!я, по пе было путацДп (вто д*лепДе часто условное, для удобства раз су ждете" я вычис­ гота I , то положевДе точка • ва Н. о. опр едя лево впох- лен^); 2) иол учении л так. сбр. т. паз. среди! я а и 3 п*. Сд*дуюш,1я формулы, получаемых o n врам*аев1я освобождаю» o n upeueecix, сводя вх* къ избранному осаовпмхъ формулъ сферической трогопометр1в къ тре- для поставленпоИ задачи среднему жо равподопета 1ю ттодьквху Н Р з , по казн в а х т связь между Ь, в, 3; какого-либо момента, обыяпонепио к* началу какого-либо астровом я ческаго года, лепр., года наблюден! я, либо на­ ееа Ъ coa t = coa « cos 3 чалу хесятнд*т!я в т. иод.; за начало астр оном яческаго coa Ь ain J — ain 3 alo a -f- coa S coa a sin a (т. ваз. Бесс е лева) года (annua tic (па) считается мо•in о = sin 8 сов а — cos 8 sin t eln a; менп, когда прямое восхождеп1е средппго экват. солнца, .по мямъ можно вычислит* I в б, еслв известны в в S; отпесёииоо к ъ сродлему равподевстя!ю я обремвиевяоп аналогичны л формулы применяются для обратного пере­ аборрац!ей| равняется 18 ч. 40 н.; по иродолжительвоств остр, годъ есть годъ тропачоскШ.—Не входя я* детали хода e n J я о въ в в 8. Укала ними тря системы ефервчеехнхъ хоердявап суть вычислен !й всех* этих* поправок* в при в еде и 10. приве­ гхявнхнш1я яаъ применяемых* нъ яетровомДх. 9клип- дем* лишь основные заколы я (иногда ирибляжеявыя) твчеекая применяется прв теоретически!* взедедоеа- формулы. н1яхъ дввженДм лебеспыхъ твлъ въ солвечаеВ системе; горизонтальная првмъвяется вевлючнтельпо въ практи­ Рефракц{л .умеяьшаеп эепптяоо раэстоян!е, так* что ческой" астрояомДи; экватор! ильная—ян* практической в 273 в* теоретя ческой.—Для теорета чеока хъ в ясле доаяв I й нуж­ вствппоа и л . разя. = х + 60", 2 Н • йз+йГ' ** * но бываете знать ваправлен1я пряных* к * наследуемому сиътялу нзъ центра Земли, т. е. геоцентрвческ1я сфери­ где 2Т—барометрическое давлеп1е въ мвлламетрах*, I*— чески координаты святила нъ известные моменты аре- температура воздуха в* градусах* ЦельсДя, I—наблю­ маин; вто ооасъмъ яе то. что vtnocpmScmatHHO дает* даемо а зеиатаое раз сто ян 1е. Аберрация годичная, от* паблюден1е; оно дает* на правде ale, по которому наблю­ двнжен1я Землв вокруг* Солпца, приближает* светило датель вм неиерхвости Земли яъ вэ&естаый момевтъ къ той точке Н. с. (т. паз. апекс*), въ которую попра­ амомш* сяътяло. Но лучв ев*та, проходя черозъ зем* влено дявжеп!е центра Земля въ момелп наблюдение на кую атмосферу, преломляются, я наблюдатель видип вел в чо ву 20", 47 X ain углового разстоян1я светила o n светило ве по тому направлен!», по которому онъ ви­ апекса; хберрацДя суточная, от* вращенДя Земли около д ь » бы его, еслв бы итого прелоилеп1я лучей, т. паз. оси. приближает* светило к* точке востока ла величину р*фракц4и, пе было; поэтому ну ж по уметь освободить 0". 32. сов 9 . eln углового разетояи1я светила от* точки сфернч*ск!я координаты, определенный наблюдении*, воетояа; 9 —геогр. широта места наблюдеШа. o n вл!яя!я реф|>акц!я. Хроме того, вследств!е дяажеO n параллакса зенитное раастолн1е, наблюдаемое на в!я наблюдателя хакъ от* двнжевгя центра Земли во­ круг* Солнца,так* нот*ярошснДл Земли около оси, на­ поверхности Земли, больше геоцентрнческвго зея. раэст. правлен^, по которому наблюдатель водит* светило, при б л. аа угод* л. Л. sin я, гд* л—вкватор., горнэоине есть напраалев1е прямой л в B I B , соединяющей въ атот* тальный параллакс* {см.)свЬтвла, В—раэстоян!е места момент* глаз* наблюдателя и ов*твдо (конечно, по уче­ яаблюдеп!я o n центра Земли в* долях* вхаатор1альте рефрахц!а): разнила, между втнми вапраядея1ями uaro родДуса Земля, я—паблюдаемоо зеаитиоа раастоя(видимым* внетипиынь местом* светила наН. с.) лаз. я!е. На осповая!я этих* простых* формул* прв иомощи аберрацШ, пнужно уметь исправить видимый коордниаты теорем* сферической" тригопометр1п ножво вывести вл!потъ абсррац!в. Далее, напр вален !е прямой отъ наблюда­ л!е рефракиДв, абсррацДи и параллакса на различных теля къ светилу въ общем* случае Де совпадает* съ сфернческДя координаты.—On пртцыЫи прямое восхонаправлении* прямой, соединяющей центр* Земля я ждоп!е е в оклоиеше 3 какого-либо ся*твлаязм*шиотея светило въ теть же момевп; поэтому нужно уметь взъ через* одцп» год» па яелнчнлы: яства них* сфернч. координат*, отнесенных* к * месту Аа = 4-3*.072в — 1*,3364и1пatgв, б ! =- -20",04всО*«; наблюдения, вывести истинный сфереч. коорл-, отяееец- числовые коэффициенты дапы для 1916 года; они медлепныя къ цевтру Земля, иоцгнтричккСя координаты; раз­ по изменяются с* точев!ем* времелв. Вл1яв!в мутацЫ ница между тема и друга ми паз. параллаксом* (гл.); првблвженно выражается тик»: нужно, след., освободить ваблюдсл!я o n параллакса. а, освобожденное o n вл!лн!я вуташя,=а с* пттлц1ей-4После асъхъ етнхъ исиравдепДх мы получаем* встал выя +lG",&lsln8 4-e'r,8eBlnfislnatEi-i-9",21 сои В сов в tg 5; Б, освобождоппое от* вл1яв1я путац1п,=8 съ путацДеЗ-г г ш г